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Zone o° bis 20° Declination. 
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Um zunächst zu entscheiden, oh zwischen den beiden Beobachtern Unterschiede zu Tage treten, 
sind die Differenzen M—K gebildet worden und zwar unabhängig von den Vorzeichen der einzelnen 
Sternpaare. Diese Unterschiede sind dann nach der Grösse der gemessenen HelligkeitsdifFerenzen 
(wobei die Mittelwerthe in Columne 6 als Argument gewählt wurden) geordnet und zu Mittelwerthen 
von je vier zusammengefasst worden. Für die beiden Instrumente ergaben sich die folgenden Resultate: 
Phot. C 
Phot. D 
Gemessene 
Helligkeitsdifferenz 
M—K 
Gemessene 
Helligkeitsdifferenz 
M —K 
O.I 
— 0.04 
O.I 
4- 0.06 
0.2 
— 0.01 
0-3 
— 0.01 
0-3 
+- 0.04 
0.4 
4- 0.04 
0.6 
+ 0.01 
0.5 
-f- 0.06 
0.9 
+ O.I I 
0.8 
4- 0.05 
I.I 
-f- 0.01 
1.1 
0.00 
Mittel: 0.51 
+ 0.022 
Mittel: 0.53 
4- 0.035 
Bei Phot. C scheint in den Werthen M—K ein kleiner Gang mit der Grösse der gemessenen 
Sterndifferenz angedeutet zu sein, doch ist darauf kein erhebliches Gewicht zu legen, weil die Angaben 
bei Phot. C durchschnittlich nur auf wenigen Zonen beruhen. Soviel geht jedenfalls übereinstimmend 
aus beiden Reihen hervor, dass ein Helligkeitsunterschied von 0.5 bis 0.6 Grössenclassen von M. in 
den Zonen um etwa 0.02 bis 0.03 Grössenclassen grösser gemessen worden ist als von K. Zu 
einem ähnlichen Resultat waren wir bereits früher bei der Discussion der Vergleichsternmessungen 
(Seite 109) gelangt. 
Was nun die Vergleichung der in den Columnen 6 und 7 von Tabelle VII mitgetheilten 
Endwerthe mit einander betrifft, so zeigt sich im allgemeinen eine befriedigende Uebereinstimmung, 
doch kommen unter den Differenzen zwischen den beiden Werthsystemen einige auffallend grosse 
Werthe vor, die hei Phot. C, wo nur wenige Zonen benutzt worden sind, allenfalls durch zufällige 
Messungsfehler erklärt werden können, bei Phot. D aber, wo die Werthe ausserordentlich sicher sind, 
eine besondere Veranlassung haben müssen. Sieht man von Phot. C ganz ab und betrachtet bei 
Phot. D nur diejenigen Abweichungen, welche gleich oder grösser als 0.1 sind, so ergiebt sich, dass 
von den vier in Frage kommenden Werthen zwei hei denjenigen Sternpaaren auftreten, bei denen 
der Vergleichstern Nr. 30, und zwei bei denjenigen Paaren, hei denen der Vergleichstern Nr. 36 vor 
kommt, und aus den Vorzeichen geht übereinstimmend hervor, dass diese beiden Sterne in den Zonen 
durchgängig um etwas mehr als 0.1 schwächer gemessen worden sind als bei den Vergleichstern- 
messungen. Bei dem Stern Nr. 36 lässt sich eine ungezwungene Erklärung für diesen Unterschied 
vielleicht darin finden, dass in unmittelbarer Nähe von ihm ein Stern etwa 8. Grösse steht, welcher hei 
den Vergleichsternmessungen, wo ein Theil des Objectives abgeblendet wurde, kaum zu bemerken war, 
dagegen bei den Zonenbeobachtungen störend wirkte und möglicherweise die Einstellungen in dem 
erwähnten Sinne beeinflusst hat. Der Vergleichstern Nr. 30 zeigt nichts Auffallendes und ist höchstens 
dadurch bemerkenswert!!, dass gleichzeitig mit ihm zwei ziemlich helle Sterne im Gesichtsfeld sind, der 
eine (Grösse 5.0) 36® vorangehend und 12' nördlicher, der andere (Grösse 6.4) 20 s folgend und 10' süd 
licher. Abgesehen davon, dass Verwechslungen denkbar sind, ist auch hier eine störende Beeinflussung 
durch die verhältnissmässige Nähe der Nachbarsterne nicht ausgeschlossen. Endlich ist die Möglichkeit 
nicht von der Hand zu weisen, dass die besprochenen Differenzen und ebenso auch die stärkeren Ab 
weichungen bei Phot. C durch kleine Helligkeitsschwankungen hei einzelnen Vergleichsternen hervor 
gerufen sein können, und es verdient im Anschluss daran noch erwähnt zu werden, dass die 6 Zonen,